Étoiles et trous noirs (8) – Françoise Combes (2023-2024)

Enseignement 2023-2024 : Étoiles et trous noirs
Séminaire du 15 janvier 2024 : Spectre de masse des étoiles

Intervenant :
Patrick Hennebelle, CEA-Saclay

Les étoiles jouent un rôle essentiel dans l’histoire de notre Univers. En effet, les étoiles synthétisent les éléments lourds tels par exemple que l’oxygène et le carbone qui sont essentiels au vivant. Par ailleurs, les étoiles injectent de l’énergie dans les galaxies sous forme de rayonnement et de mouvement. Enfin autour des étoiles orbitent des planètes dont la température peut être grandement affectée par le rayonnement de l’étoile. Or les caractéristiques des étoiles, tel que leur temps de vie ou encore leur luminosité, dépendent très sensiblement de leur masse. C’est pourquoi il est fondamental de connaitre la distribution en masse des étoiles. Combien y a t-il de « grosses étoiles » et combien de « petites » ? L’exposé s’efforcera de montrer les enjeux, les données observationnelles ainsi que les grandes idées qui pourraient expliquer la distribution de masse des étoiles.

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Chaire Galaxies et cosmologie
Professeure : Françoise Combes, Collège de France

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[Musique] bonjour à tous merci Françoise pour cette invitation et pour l’organisation de de ce cours voilà donc donc je vais vous parler aujourd’hui de la distribution de M des étoiles et un des messages que je voudrais essayer de vous communiquer aujourd’hui c’est que ça fait partie de ces quantités dont on ne réalise pas forcément l’importance mais en fait ça fait partie de ces quantités qui structurent très profondément l’univers et qui font qu’il est tel qu’il est aujourd’hui voilà sachant que chaque comme Françoise vous l’a l’a enseigné chaque euh masse d’étoiles ou chaque type d’étoile finalement joue un certain rôle dans notre univers et contribue à faire ce qu’il est et sans doute le fait qu’on soit là aujourd’hui pour en parler alors sans doute dans dans ce cours il n’est pas besoin de rappeler ça mais en fait je pense quand même que c’est c’est pas totalement inutile on a l’habitude hein de d’appréender notre notre univers sous forme d’échelle donc les grandes échelles l’univers dans son ensemble les amas de galaxie et cetera et puis bah les petites échelles pour les astrophysiciens évidemment les planètes euh qui sont les les les grandes échelles qui sont populaires dans les médias qui sont appréhendés et cetera ce qui est important de réaliser c’est que ces deux échelles elles sont intimement connectées l’une à l’autre et en fait cette connexion elle se fait via euh la formation d’étoile le cycle de la matière interstellaire donc si je prends les grandes étapes donc disons le le big bang avec un un univers complètement uniforme et cetera euh des galaxies qui se forment des galaxies qui se forment au sein desquelles on va trouver de la matière interstellaire hein les les les galaxies sont remplies d’un gaz des des noages moléculaires géants donc un noage moléculairire géant de compétition ça fait 100000 100000 soleil à peu près 100000 masses solaires au sein desquels on va trouver des entités plus denses euh qui sont qu’on peut déjà appeler des bébés étoiles euh qui sont des des régions euh euh qui correspond à une implosion gravitationnelle la gravité commence à prendre le dessus euh et puis par fondrement gravitationnel des étoiles et autour autour de ces étoiles les disques d’accrétion jeen DIRIS s quelques mots cours de exposé et enfin dans les disques d’accrétion ce qui est important pour nous évidemment des planètes et donc dans cet ensemble euh toute cette partie toute cette partie là en fait euh c’est ce qu’on appelle vraiment la la physique barionique c’est-à-dire la la physique de la de la de la de nous enfin de notre matière par opposition à la matière noire et toute cette partie en fait elle est très profondément une conséquence de cette fonction initiale de masse de la distribution de masse des étoiles donc je vais organiser mon exposé en en trois aspects j’irai assez vite sur le premier parce que vous avez eu des cours sur la question euh donc qu’est-ce que c’est qu’une étoile et j’explorai un petit peu la diversité euh après une deuxième partie que vous aussi vous devez connaître sans doute en partie mais je pense que ça fait partie du ce message que je souhaite vous communiquer aujourd’hui qui est de bien réaliser euh en quoi les étoiles interviennent dans les grandes étapes de de de l’univers donc en gros qu’est-ce qu’on fait avec ces étoiles et quelles sont les les conséquences euh une fois plus sur l’univers et enfin la 3isème partie qui sera peut-être le cœur dur de l’exposé euh qui sera comment elle se forme et quelle est l’origine de cette fonction initiale de masse de cette distribution de masse des grosses des petites et cetera bien donc pour simplifier les choses qu’est-ce que c’est qu’une étoile vous le savez sans doute mais donc en substance c’est une boule de gaz d’hydrogène euh qui subit la gravité mais néanmoins elle s’effondre pas sur elle-même pourquoi parce qu’il y a la pression or thermique éventuellement de radiation éventuellement un peu de dégénérraence quantique comme vou l’z enseigner Françoise mais qui va s’opposer à cette gravité qui va faire qu’on a un équilibre euh au sein duquel euh vous avez donc allumer donc des réactions nucléaires et donc au au bord de l’étoile euh lorsque l’opacité est suffisamment faible cette lumière s’échappe et euh et bien fait que les étoiles euh émettent de la lumière essentiellement parce qu’elles sont chaudes donc euh quels sont les plus petites étoiles donc la selon cette définition que je viens de rapidement de de de donner hein une masse d’hydrogène au sein dequel de laquelle on trouve des enfin s’allume des réactions nucléaires euh la limite pour en terme de masse pour avoir euh des réactions nucléaires c’est à peu près euh 0,08 masse solaire 0 une masse solaire disons euh on peut descendre un petit peu plus bas euh on va pas bler on va plus brûler de l’hydrogène on va brûler du deuéium on appelle ça une n brune et on descend comme ça jusqu’à 001 à peu près 10- 2 masses solaire euh en dessous de ça donc il y a plus de réaction nucléaire euh on a néanmoins des objets que j’évoquerai vers la fin qu’on a détecté récemment qu’on appelle les free floating Planet euh qui sont quand même euh jusqu’à 10 10 masses de Jupiter encore et donc sans doute avec une connexion euh qui reste à bien définir entre ce qui serait la queue de distribution des étoiles et puis les planètes et avec une sans doute un lien entre les deux qui est qui qui est pas encore très très clair aujourd’hui euh les plus grosses euh le le record absolu c’est sans doute 300 mass solaires je dis sans doute parce que c’est compliqué de savoir si on voit vraiment une étoile ou une binaire et cetera mais quelques centaines de masses solaires euh donc est représenté euh il il y a en fait plusieurs étoiles massives ici hein dans le complexe de de la tarentule alors c’est une question importante d’ailleurs ça est-ce qu’il pourrait ben qu’est-ce qui détermine euh la masse de ces plus grosses étoiles est-ce qu’il pourrait en avoir de plus grosse en fait la question est toujours pas très bien euh comprise euh c’est sans doute quelque chose de de statistique c’est-à-dire que euh comme on va le voir par la suite plus euh la masse des étoiles augmente plus elles sont rares et et donc au B on trouve plus bon euh pour l’instant on n pas trouvé de paramètres vraiment fondamental euh qui ferait qu’on pourrait pas y avoir une histoile encore plus grosse et pour la petite histoire en fait euh les les théoriciens euh travaillent aujourd’hui sur des étoiles encore beaucoup plus massives jusqu’à 10000 masses solaires peut-être même plus euh qui aurait pu donner naissance à au à des trous noirs super massifs je dis au conditionnel hein parce que tout ça c’est des théories qui sont en train en cours d’élaboration c’est peutêre tout faux on sait pas voilà c’est des choses qui se discutent en ce moment la possibilité d’avoir des étoiles extrêmement massives primordiales euh donc bon à confirmer ou à infirmer je sais pas mais voilà ça fait partie des idées qui sont qui sont discutées euh alors question très importante euh pourquoi les étoiles brillent donc je l’ai j’ai esquissé très rapidement dans dans mon introduction la raison donc en fait c’est basé sur quelques mécanisme de physique assez simple donc tout d’abord ce que sans doute vous vous la d’re vous connaissent le rayonnement du corps noir essentiellement quand on prend un four et qu’on on le calefeutre et cetera on regarde par un tout petit trou ce qui est en train de se passer et bien on voit un spectre universelù la densité d’énergie est proportionnelle à la température à la puissance 4 c’est le même spectre que celui qu’on observe dans le dans dans l’univers le rayonnement à 3 kelvines c’est un très très beau rayonnement de corps noir ce qui pose par ailleurs des beau des beaux problèmes de de cosmologie donc voilà c’est un spectre universel ensuite donc c’est la première brique la deuxième brique c’est le transport de de la lumière donc on a un phénomène de diffusion assez classique avec un coefficient de diffusion qui se trouve être proportionnel à la vitesse de la lumière divisée par par une opacité qui va décrire le détail du la propagation des photons dans dans un environnement donné et puis le gradient essentiellement d’énergie radiative donc ce qui est important ici c’est que ce spectre est en proportionnel au gradient de de ce de l’énergie radiative on a un t^ 4 qui intervient ici et donc par ailleurs l’équilibre mécanique donc gravité égale pression nous dit et bien qu’essentiellement la température qui comme vous le savez intervient dans la pression euh va être proportionnelle à la masse divisée par le rayon simplement pour satisfaire cet équilibre bon euh et bien euh de ce fait vous voyez que vous reliez directement la température à la masse par cet équilibre et euh la luminosité donc la quantité de lumière émise euh en unité de temps donnée c’est donc la surface multiplié par le flux radiatif c’est la quantité de photon qui atteignent le bord et donc comment on le voit ici ce flux radiatif il est même proportionnel à l’énergie radiative qui est en T4 et T4 proportionnel à M et donc on en déduit que la lumité des étoiles est proportionnelle alors c’est pas M4 parce que en fait dans la diffusion ici se cache une masse donc c’est 3 mais essentiellement le message important c’est que la luminosité d’une étoile est proportionnel au cube de la masse et alors ça ça a l’air de rien mais en fait c’est extrêmement important parce que imaginez je vous ai parlé d’étoile de 300 masses Solair prenon 100 masses solaire pour se simplifier la vie comparons ça à notre Soleil 100 au cube 1 million une étoile de 100 mass solaire elle va rayonner comme un million de soleil sur terre vous prenez un flux un million de fois supérieur sachant que sur terre bien typiquement la température comme vous le savez sur terre est d est d au soleil donc ça veut dire que vous vous auriez une conséquence extrêmement importante sur l’environnement donc ça c’est c’est c’est c’est vraiment fondamental les étoiles les grosses étoiles brillent énormément et cela aura une influence sur une galaxie via le chauffage du gaz et via d’autres phénomènes qu’on va voir par la suite alors euh l’autre point essentiel l’autre conséquence finalement de cette physique relativement relativement simple encore euh c’est que les les étoiles vont vivre des temps assez différents donc on a ce ce rayonnement proportionnel au cube de la masse et par ailleurs la source interne euh d’une étoile puisqueelle elle perdumement l’énergie du fait de son rayonnement et bien ce sont les réactions nucléaires internes le fait que une étoile convertit de l’hydrogène en éléments lourds donc d’abord hélium et puis après carbone oxygène enfin tout l’ensemble des éléments que l’on connaît à part deterrium et bérryum lithium qui sont formés dans le Big Bang tous les autres c’est formé exclusivement quasiment exclusivement lors des au sein des étoiles donc cette ce réservoir d’énergie bien c’est juste la fameuse équation Einstein e é= MC2 donc c’est la conversion d’une énergie de masse en énergie thermique essentiellement thermique avant qu’elle soit émise en lumière et donc de ce fait les plus grosses étoiles ont un plus gros réservoir sont plus grosses donc on pourrait se dire bah ell vont vivre plus longtemps ben oui mais non parce que elle rayonne beaucoup plus elle rayonne comme le cube de la masse et donc j’ai un réservoir m divisé par une luminosité m au³be et donc infin je trouve un temps qui est proportionnel à la masse à la puissance – 2 donc ça encore euh conséquence importantes si je prends une étoile donc vous le savez le soleil qui à peu près 10 milliards d’années enfin vivra à peu près 10 milliards d’ années euh si je prends une étoile de 10 masses solaires et bien je dois diviser ce temps de vie par un facteur 100 d’accord donc j’arrive à euh quelque chose comme 100 millions si je prends une étoile de 20 masses solaires ou 30 masses solaires je commence à arriver des temps qui deviennent courts et les étoiles les plus massives vivent sans doute 4 millions d’années c’est le chiffre disons que les physiciens stellaires leur meilleur chiffre ça peut une certain barre d’erreur disons mais c’est l’ordre de grandeur hein donc les plus grosses étoiles ça ça ne vit que 4 millions d’années 4 millions d’années en fait c’est pas beaucoup hein si vous pensez à l’émergence de l’homme c’est à peu près quelques millions d’années aussi hein donc voilà les plus grosses étoiles loins ancêtres disons les ont vu naître si je peux m’exprimir ainsi et disparaître d’accord inversement si vous prenez une étoile euh une étoile plus petite que le soleil 07 masses solaire 0,5 masses solaire bien vous allez trouver des âges qui sont supérieur à l’âge de l’univers autrement dit il existe des fossiles aujourd’hui he les plus petites étoiles qui les premières à cette formés sont toujours là en fait donc en en les détectant et puis en Conant leur composition en étudiant leur composition on peut apprendre avoir des informations sur bien les premières les conditions de formation des premières étoiles en tout cas de celles de faible masse voilà alors c’est rappel étant fait euh comme je le disais des étoiles pourquoi faire donc la première chose que j’ai déjà eu l’occasion d’évoquer et que Françoise a amplement déé dur ceours mais mais qui est tellement fondamental que il est toujours utile de le rappeler c’est que les étoiles synthétisent les éléments lourds tous les éléments lourds sauf comme je disais quelques traces surqu je me tendrai pas ici sont formés dans les étoiles donc vous connaissez tous la fameuse assertion du berives nous sommes de la poussière d’étoiles ce n’est pas du tout une exagération tous les tout l’émergence de la vie toute la complexité c’est parce que on a eu ce creuser ce creuser euh interstellaire ou galactique qui va vous transformer une matière pristine essentiellement en fait d’hydrogène et d’hélium et et elle va créer donc via ces cycles de de de réaction nucléaire elle va engendrer des atomes beaucoup plus complexes dont aujourd’hui le vivant notamment est fait euh donc j’ai j’ai j’ai sauté tout de suite au vivant en fait euh avant cela peut-être euh il est important aussi de mentionner que les les processus thermodynamiques c’est-à-dire la capacité que le gaz a à se refroidir le gaz interstellaire sa capacité à se refroidir donc à à développer des températures beaucoup plus faibles euh est également une conséquence directe de la présence de ce qu’on appelle nous astrophysique des éléments lourds voir voire de façon totalement abusive des métaux on parle de métacité même si même si c’est pas ça qui domine euh donc en particulier le le carbone l’oxygène l’azote sont des éléments qui permettent au système au système au gaz de se refroidir de perdre son énergie et ça en fait c’est extrêmement fondamental parce que la façon dont un système évolue et se structure est intimement lié à sa capacité à dissiper l’énergie vous savez tous que notre univers essentiellement est dominé par de la matière noire qui est je sais plus 5 fois à peu près la matière barionique et la matière noire dans cette pièce je la cherche je mes collègues il la cherche avec des avec des des développe des trésors de d’ingénierie et et d’intelligence pour essayer de la détecter il n’y arrive pas et pourtant la matière noire elle est c fois plus abondante dans l’univers pense-t-on que la matière barionique alors du coup je pose la question si elle est abondante où est-ce qu’elle est pourquoi je la trouve pas là est que quelqu’un a la réponse bah la la la la raison pour laquelle je ne la vois pas c’est parce que ici il y en a pas ou très très peu et pourquoi il y en a pas et bien parce que la matière noire elle est noire ce qui veut dire qu’elle ne rayonne pas elle n’arrive elle ne perd pas son énergie la matière noire et donc elle reste bloquée tout là-haut là-haut là-haut elle est autour de la Galaxie mais elle arrive pas à se contracter contrairement à à nous les barion qui sommes des gens dispendieux et qui rayonnons notre énergie de façon très très peu économe et et donc se faisant on arrive à se contracter et les barion forment des structures parce qu’ils perdent leur énergie et la raison pour laquelle ils perdent l’énergie c’est pour ça parce qu’il y a des structures microscopiques de d’énergie variable c’estàdire que vous avez des transitions atomiques moléculaires avec des niveau d’énergie faible qui font que vous pouvez descendre en température et et toujours trouver des transitions pour émettre des photons d’accord donc et cette capacité là elle est elle est extrêmement important et donc évidemment même si j’ai sauté parce qu’on a envie d’aller tout de suite he évidemment toutes C ces molécules complexes elles sont également le fruit he de de de ces atomes voilà donc donc c’est fondamental il y a un deuxième rôle évidemment qui est celui d’abrit d’abriter des planètes c’est-à-dire que notre Soleil offre depuis 5 milliards d’années il évolue un petit peu et cetera mais enfin voilà ce sont des conditions qui sont quand même relativement tranquilles avec une une stabilité et et donc il offre à la terre et sans doute à d’autres planètes des conditions de de température idéal si on est dans la bonne direction donc comme vous le savez il existe un grand nombre de de P dans la galaxie plus plus de 100 milliards euh qui euh non seulement sont hébergés mais qui se sont formés grâce à cette matière synthétisée par les étoiles et puis qui sont hébergé si je puis dire autour d’étoiles peu massives qui vivent très longtemps qui rayonne pas trop fort quand même mais pas trop quand même d’accord donc tout ça c’est voilà c’est des équilibres et et le fait qu’il existe des étoiles au capé très différentes fait que on va trouver selon les cas si je puis dire le bon note qui nous permettra de vivre le temps qu’il faut et l’énergie dont on a besoin voilà et donc de façon également fondamentale les les les étoiles se forment dans des disques circum stellaire donc à nouveau le fait de former des étoiles autour de ces disques vient de pardon des planètes autour de ces disques vient notamment de la capacité si je peux ci des étoiles à accueillir des disques d’accrétion autour d’elle à les chauffer à la bonne température et cetera donc même la formation euh des planètes elle est intrinsèquement liée à la nature de l’étoile haute et après l’évolution également bien entendu bien alors un un autre point fondamental des étoiles et cette fois-ci donc là j’étais sur les sur les les planètes et cetera j’étais plutôt sur les étoiles de type solire un autre point fondamental c’est et là maintenant je passe aux étoiles les plus massives et à nouveau cette cette capacité luminosité proportionel à m cube donc une grosse une luminosité extrême d’étoiles massives cette importance des étoiles le fait qu’elles soient visibles les étoiles très massives elles sont visibles de loin et ça me permet notamment de de de de dériver de regarder des galaxies très très loin éventuellement de de calibrer des distance et cetera je vais pas m’étendre là-dessus mais donc ça a permis notamment hein de d’établir d’établir le début de la loi de Hubble via les céphéide de calibrer l’univers et cetera et puis de trouver également la matière noire notamment en observant euh en de confirmer la matière noire puisquelle a été trouvée autrement mais en tout cas de de confirmer la présence de matière noire dans les galaxies en observant des courbes de rotation euh de certaines étoiles qui sonondent en quelque sorte euh le le PU puis gravitationnel bon ok alors euh par ailleurs euh elles ont enfin une grande influence sur les galaxies et à nouveau je parle des étoiles massives cette fois-ci euh ici on voit un reste de supernova au moment de l’explosion du d’une d’une étoile d’une d’une étoile plus massif que H8 mass solairire une grande quantité d’énergie est injectée dans le milieu et ceci euh entretient pense-t-on la turbulence dans une galaxie alors je vais m’étendre un tout petit peu sur la turbulence parce que j’en auraai besoin par la suite donc la turbulence qu’est-ce que c’est c’est le fait que le gaz est agité donc l’image la plus simple si vous observez un torrent juste un torrent de montagne vous voyez de l’eau qui bouille dans tous les sens ça a l’air très compliqué et c’est très compliqué mais néanmoins une certaine régularité une régularité caractéristique de la turbulence ici je vous montre une simulation numérique de d’un d’un gaz turbulent fortement compressible qui vous montre donc toutes ces fluctuations là vous voyez ce sont des fluctuations de densité qui rappellent un petit peu à l’œil l’image d’un nuage atmosphérique ou simplement d’un torrent et on peut quantifier quantifier cette ces fluctuations en regardant par exemple la dispersion moyenne en fonction entre de la vitesse de deux points en fonction de leur taille donc ici vous avez la la taille la distance donc ici on an des lumière ce sont des nuages interstellaires et ici vous vous avez la dispersion de vitesse et vous voyez ici ce qu’on appelle une loi de puissance plus on est loin enfin plus les les les les le nuage est grand plus les dispersions de vitesse à l’intérieur de ce nuage sont élevés avec un certain indice c’est proportionnel essentiellement à on va dire à à la racine carré plus moins de la taille ça c’est caractéristique de la turbulence donc et et le point essentiel c’est que cette turbulence elle elle doit être entretenue c’estàd que si vous ne n’êtes pas en train de touiller si vous prenez votre Cu votre café vous le touillez très très fort d’accord vous générez de la turbulence assez rapidement si vous arrêtez de touiller ça se calme et puis en quelques quelques secondes peut-être il se passe plus rien ce serait un peu pareil avec la galaxie si vous êtes pas en permanence en train de touiller la galaxie en train d’injecter de l’énergie ben assez rapidement vous avez plus rien et donc les étoiles euh les étoiles ell l’ étoiles massives cette fois-ci jouent un rôle essentiel dans dans cette dans ces mouvements galactiques euh à grande échelle ici je vous montre une simulation numérique euh où vous avez un un petit bout de galaxie donc qui est vu euh qui est vu de Ph donc ici vous avez le disque galactique et vous voyez les les mouvements que vous pouvez voir ici en fait qui sont induits voyez des mouvements en fait divergents qui correspondent à l’explosion de supernova donc des étoiles massives qui viennent injecter de l’énergie continuement dans ce système et donc ce taux d’injection d’énergie il est directement relié à nouveau au SP de masse des étoiles parce que il est proportionnel au nombre d’étoiles massives du système et donc si vous foriez exclusivement étoiles massives au contraire pas du tout vous auriez deux situations très différentes dans dans un cas vous auriez quasiment pas d’énergie injectée parce qu’ ait pas étoil massive pour pour exposer un supernova et dans l’autre cas si vous formiez que des étoiles massives vous auriez une énergie encore beaucoup plus élevée donc vous voyez ici un paramètre assez fondamental qui va venir contrôler la dynamique globale du système alors je voulais juste dire quelques mots sur les simulations numériques c’est un point un peu méthodologique mais je pense que c’est important surtout parce que dans la deuxième partie de mon exposé ça sera assez ça sera plus des résultats justement de de simulation numérique qui qui qui qui reste l’outil de prédilection pour étudier la formation des étoiles donc une simulation numérique qu’est-ce que c’est bah en fait c’est c’est ni plus ni moins qu’un algorithme d’accord donc une succession d’opération fait sur ordinateur euh qui comprend plusieurs étapes don essentiellement il s’agit de résoudre en fait hein les les équations de la physique don on pense qu’elle qu’elle décrivent ces systèmes donc la première chose he c’est il faut discrétiser le système puisque on a un nombre fini de points bien entendu qu’on peut mettre dans un ordinateur donc ça peut être des grilles des particules il y a plein de sortes de codes euh et et l’échantillonn typiquement il va évoluer au cours du temps euh ensuite il faut définir une méthode pour résoudre de manière approchée euh les équations du système approcher c’est important euh donc c’est important qu’une simulation soit bien résolu bien résolu c’est-à-dire que les échelles pertinentes de votre problème soient bien décrites et vous aez suffisamment de points de maillage euh donc typiquement ça veut dire qu’ en général on va avoir un grand nombre d’éléments de calcul plusieurs milliards plusieurs centaines de milliards et donc les calculs sont faits du coup sur des sur des ordinateurs massivement parallèles ce qui veut dire qu’il est nécessaire d’avoir paralysé le calcul autrement dit le calcul n’est pas fait sur un seul processeur il est fait sur 1000 10000 100000 processeur qui chacun fait des petits bouts de calcul il s’échange se parle il communique d’accord et donc c’est un système où enfin le calcul lui- même vous avez cette ferme de de de de calculateur qui échange en permanence des données qui en font un petit bout qui l’envoie au copains ou aux copines et cetera d’accord et par ailleurs en dépit de ces relativement gros calcul calculs en fait ça reste trop petit la puissance de calcul des ordinateurs n’est pas suffisante pour faire ce qu’il faudrait idéalement et donc on on est obligé en plus d’avoir recours à des modèles dit sousmaill en particulier dans la simulation que je vous ai montré à l’instant il y a les les étoiles ne sont on va pas jusqu’à décrire l’étoile elle-même il faut avoir en tête he qu’une étoile ça fait allez une seconde lumière 2 secondes lumière et une galaxie c’est plutôt 100000 années lumière donc fait fait le rapport vous avez je sais plus 10 ou 20 ordes de grandeur 10 15 je crois entre le rayon d’une galaxie et le rayon d’une étoile donc c’est un nombre considérable et personne n’est capable de simuler ça simultanément sur un ordinateur donc on est obligé de combiner disons des approches on va essayer de décrire le mieux possible contenu de la puissance des ordinateurs avec des modèles sousmail dans lequel on va mettre une sorte de disons de description plus ou empirique des objets qu’on n’est pas capable de décrire donc tout ça pour dire c’est un point méthodologique mais je pense qu’il est important c’est qu’une succession numérique une simulation numérique c’est une longue suite d’approximation d’accord en aucun cas une simulation numérique mais enfin c’est vrai en fait ce que je dis de tous les calculs de la physique de toute façon ne saurait être exact simulation numérique c’est toujours approché et donc la donc il est important de conserver toujours un œil critique et de se dire dire ok qu’est-ce qui dans mon calcul est suffisamment précis pour être pertinent donc toujours garder un œil un œil critique là-dessus bon voilà alors donc ceci m’amène à la la dernière partie de de mon exposé dans lequelle je vais aborder de façon plus précise l’origine physique de cette distribution de de masse et donc la première question évidemment pour répondre à ça c’est comment l’étoile se forme alorstoile se forme je l’ai déjà au début de mon exposé façon un petit peu qualitative par effondrement gravitationnel d’ nuage de gaz donc toujours important quand on aborde un problème physique de l’aborder de la façon la plus simple qui soit et puis après on complique les choses et on finit par des grosses simulations avec des milliards de points et ce mais d’abord on commence par des choses simples g ça c’est simple G il a une valeur mais surtout dimension d’accord c’est des kilogram – 1 m² – 2 alors ça ça a l’air de rien mais il y a un truc très intéressant là-dedans kilogram – 1 m³ ça c’est l’inverse d’une densité donc ça veut dire que si je multiplie g par une densité j’obtiens un temps à la puissance – 2 autrement dit euh si maintenant j’en prends l’inverse de la racine carrée j’obtiens un temps et ce temps il s’appelle le temps de chute libre il y a des petits paramètres dev mais essentiellement c’est ça le temps de chute libre donc ça ça vous dit j’ai mon bon nuage là qui est comme ça il a une densité en combien de temps il 1 sur ça va même nous dire beaucoup plus que ça commence par ça voilà donc et donc donc ceci je vais pouvoir le comparer à d’autres temps pertinents pour le problème l’autre temps pertinent pour le problème ça va être typiquement qu’est-ce qui ose à la gravité ce qui s’oppose à la gravité il y a plusieurs choses en fait la turbulance en fait partie pour commencer le plus simple la pression thermique la pression thermique donc à nouveau j’ai mon nuage de denit j’ai la gravité et je dois avoir la pression qui s’ose un peu comme dans le soleil mais avec une différence fondamentale que je soulignerai dans un instant donc je compare de temps le temps de le fameux temps de chute libre un sur Racine de Roger et la pression quel est son temps caractéristique à elle et bien en fait c’est le temps de traverser du son si j’ai mon nuage j’ai mon onde sonore qui se balade si l’onde sonore traverse le nuage en un temps qui est plus court que le temps de chute libre bien ça veut dire qu’elle a elle va avoir le temps de rétablir les fluctuations de pression avant que le temps que que que la gravité fait son travail c’est ce qui se passe dans le soleil typiquement donc le soleil ne s’effondre pas notamment parce parce que la pression thermique le maintient s’oppose il y a une autre subtilité au niveau de l’indice diabatique que je que je décris un instant pour l’instantons cet argument et donc j’ai un critère en fait assez simple qui est si le temps de chute libre est plus court que le temps de traverser des ondes sonores et bien avant même que le que que l’onde sonore eu le temps de parcourir B le nage ça sera effondré et la gravité aura gagné et inversement dans l’autre cas donc ça ce qui est intéressant c’est que ça me donne en fait un petit un petit critère c’est que le nuage pour être instable ou pour être stable ce que vous voulez un nuage suffisamment grand sera instable et un nuage petit sera stable au passage l’air dans la pièce ici il subit la gravité il subit la gravité la cette molécule là subit la gravité de cette molécule là simplement la taille de l’air dans la pièce est tellement petite par rapport à cette euh à cette traversée du son il est stable sinon ça s’effondrerait bien euh donc je compare mes deux temps et euh je peux de de ce fait définir un rayon qu’on appelle typiquement le le la longueur de jeans essentiellement si le le rayon du nuage est supérieur à cette longueur la vitesse du son divisée par racine de Roger le temps de freeall et bien le nuage sera stable enfin pardon instable si c’est supérieur et ceci me permet de définir une masse une masse minimum qui porte le nom de Monsieur monsieur jeans son inventeur qui en gros et bien c’est le le le la la masse de la sphère qui a pour rayon le rayon de jeans donc R r³ et là ce qui est intéressant donc c’est de regarder la dépendance de cette masse dans la densité donc voyez que le rayon de jeans j’ai dit c’est l’inverse inversement proportionnel à r à la puissance 1/2i au cube puisque j’ai un rayon au cube donc ça me fait r à puissance 3/2 je multiplie par la densité ici puisque c’est la la masse de la sphère r r³ j’obtiens r- 12 ça ce qui est ce qui est vraiment intéressant ici c’est que je vois que la masse de jeans diminue avec la densité donc si la densité augmente la masse de jeans diminue donc ce qui veut dire que si vous avez une une un nuage de gaz qui est en train de s’effondrer et bien au fur et à mesure qu’il s’effondre sa densité augmente et donc comme sa densité augmente ce que me dit cette petite relation c’est que la masse de jeans diminue autrement dit le nuage va avoir tendance à se fragmenter c’est qu’il va tendance à former des des étoiles de plus en plus petites vous voyez ici la notion là qui est en train d’émerger doucement ce spectre de masse cette distribution en masse elle est en fait très simplement enracinée quasiment dans une dans un chiffre ou dans une dimension qui est celle-ci g le simple fait que j’ai ici à ces dimensions suggère tout de suite que vous allez avoir une distribution qui va dépendre de la densité et cette denscité on voit bien qu’elle va dépendre de l’histoire du milieu puisque j’ai vous a déjà montré une simulation numérique d’un petit bout de galaxie vous avez vu les le gaz qui fluctuait sous l’effet notamment de la turbulence et de la gravité et donc ces fluctuations elles vont générer des conditions de densité différentes qui qui vont être elle-même autant de masse de jeans différentes donc de conditions d’instabilité pour former des futures étoiles juste du fait de de ces dimension donc question importante évidemment si on laisse un petit peu la théorie de côté comment déterminet-on dans les dans la dans la réalité hein dans dans les observations comment déterminons cette déterment-on cette fonction initiale de masse donc c’est tout un art il a des il y a des experts des experts de la question la la grande difficulté c’est que sauf pour quelques cas en général la masse d’une étoile n’est pas directement accessible quand vous observez une étoile vous voyez des photons qui sortent alors il y a quelques cas où c’est pas vrai si vous avez une binaire par exemple via les loi de Kepler vous pouvez déterminer notamment la masse enfin pour l’essentiel on n pas accès ce qu’on mesure c’est la luminosité exactement comme dans l’exposé de françise avec les laine blanche hein vous avez une luminosité vous dez avoir des modèles pour pour relier à ça euh pour relier donc ici vous avez un exemple hein vous avez la masse en fonction pardon la luminosité ici la magnitude en fonction de la masse d’accord donc ces courbes théoriques ici ce sont des modèles he donc vous devez modéliser l’ensemble de de de l’étoile et puis la quantité de de photons qui en sort il se trouve que c’est assez bien pas parfaitement mais c’est assez bien caractérisé quand même donc ces modèles vont vous permettre de transcrire la luminosité en masse alors ensuite il y a une deuxième difficulté qui est lié à cette à cet âge des étoiles qui dépend je vous le rappelle de la masse à la puissance – 2 donc ce qui est une dépendance forte he puisque une étoile de 10 masses solaires va vivre 100 millions d’années les plus grosses étoiles vont vivre 4 millions d’années les plus petites sont toujours là vous avez une disparité d’âge énorme euh ce qui fait que quand vous observez un système alors sauf s’il est très jeune qui peut arriver mais la plupart du temps pour la plupart des système et bien les grandes étoiles les grosses étoiles ont déjà disparu en fait elles sont mortes euh et puis euh les différentes étoiles sont à des stages différents donc vous devez ce que vous observez typiquement c’est ce qu’on appelle la present day mass function la la la la la la fonction de masse à l’instant présent euh il faut corriger hein de l’âge des étoiles et enfin il y a une autre correction importante à porter ce qui qui vient de des binaires du fait que certaines ne seront pas résolues et que donc vous voyez en fait un mixte quand vous regardez laité d’un objet qui en fait est binaire c’est en fait la somme de deux étoiles donc voilà vous devez tenir compte de ça aussi donc c’est tout un art euh donc ce qui est ce qui est trouvé dans disons là il s’agit d’unun diagramme je vais vous montrer des données dans un instant d’un d’une vision d’un schéma mais qui récapitule assez c’est bien donc ici vous avez la l’axe ici vous avez la masse stellaire et ici vous avez leur nombre donc sur les masses élevées hein une masse solaire c’est par ici vous avez quelque chose alors selon les modèles il y a quand même des barres d’erreurs mais donc ce qui est le plus populaire c’est une h puissance avec un indice en ici de 1.3 à peu près qu’on appelle l’indice de salpetter puisque c’est Edwin salpter premier qui en 1955 a a obtenu cette valeur euh et plus récemment ça date de des années 2000 en fait notamment Gilles Chabrier qui est en poste à Lyon hein qui a obtenu ici en fait un un coude ici eu avec ce pic qui est euh situé à peu près à 0,3 masses solaire et ensuite pour les étoiles encore plus petites étoiles/ ten brune/ freting planet vous voyez en fait quelque chose qui décroit comme ceci donc c’est ça le spectre de M étoiles et si vous regardez sur ce schéma vous allez à peu près ici de de 10- 3 jusqu’à 100 vous avez en fait une masse qui varie sur de grandeur de grandeur c’est assez considérable donc ça veut dire qu’en fait en terme de conditions physichimique mais également de de distribution spatiale en fait vous explorer euh un disons des des des des conditions extrêmement larges donc la la la la physique qui est à l’origine de cette distribution de masse en fait elle est très diverse parce que vous allez de d’objet très petits très denses à des objets beaucoup plus diffus et avec tous ces processus de de rétroaction stellaire et cetera de refroidissement qui sont à l’œeuvre donc c’est quelque chose qui en fait est une signature de la physique on va dire du gaz interstellaire mais une signature au sens fort c’estd qu’elle comporte la enfin elle est la conséquence d’une grande variété de de de de de phénomène en fait il y a deux deux choses essentielles euh sur lequel je vais un peu plus insister donc la la première et qui qui qui sont un petit peu contradictoires en fait euh donc on a une loi de puissance comme je comme je le signalais d’abord qui va typiquement de une à alors 10 à 100 masses solaires bon le les statistiques sont pas toujours parfaites he enfin au moins un voire deux ordres de grandeur euh donc ça une noix de puissance c’est typiquement un processus sans échelle caractéristique donc je vais donner quelques exemples par la suite mais donc typiquement quand vous prenez des phénomènes tels que la turbulence la gravité on trouve des petits échs caractéristiques dans les coins mais voilà vous avez des régimes où sur des plages importantes vous avez des des sortes de ce qu’on appelle des régimes autosimilaires euh qui qui qui qui sont disons des des régimes où vous allez trouver quelque chose de de de continu qui varie qui varie en loi de puissance en général et puis au contraire vous avez un pic d’accord et un pic bah ça signe on a envie dire une masse caractéristique ça signe un quelque chose de fort un processus qui est capable d’impriquer sa marque sur ce spectre et de changer ement disons peut-être d’arrêter cette sorte de de loi de puissance processus sans échelle de de au contraire de d’imprimer une marque donc vous avez deux grandes caractéristiques à à essayer de de comprendre donc ici je vous montre des données donc à gauche ce sont des des jeunes amass stellaires et à droite ce sont au contraire des des amas globulaires ou des des clusters un peu plus plus évolués donc vous voyez que ce qui est frappant ici c’est que ils ont alors c’est pas exactement la même chose à chaque fois mais enfin c’est quand même très semblable d’accord donc quand vous passez d’un cluster à l’autre et ou quand vous regardez globulaire vous retrouvez quand même des des distributions de masse qui qui ressemblent furieusement les unes aux autres donc ça c’est connu sous un problème enfin je sais pas si problème c’est le mot mais sur une caractéristique qui est cette universalité de de l’IMF avec des guet parce que maintenant disons les observations se sont infinées mais on sait qui on voit maintenant des observation des variations d’un environnement à l’autre mais qui reste quand même on va dire assez faible par rapport à ce qu’elle pourrait être d’accord quand vous faites de la physique vous dites bah oui bah le produit disons de de ce qui a lieu dans un environnement donné il dépend de ce qu’il y a dans cet environnement et si je change la densité par deux ordres de grandeur ou ou la température par un ordre de grandeur ou je sais c’est quoi bah je m’attends quand même à avoir des des variations proportionnelles peut-être pas mais enfin des variations conséquentes et et là ces environnements ils peuvent être très différents les uns des autres etfin un truc qui Barie un petit peu mais enfin bon pas tant que ça quoi voilà donc ça c’est un des c’est un des des des des défis pourquoi si peu de variabilité cont tenu disons des grandes variabilités qu’on voit dans les syèmes astrophysiques bien euh donc ça ce sont un peu les dernières la dernière compilation des des donné alors mis sous une forme donc on exprime ici c’est la loi de puissance d’accord et donc on exprime le le le coefficient en fait hein de de la de la loi de puissance en fonction de de la masse euh du du du l’échantillon sur lequel l’IMF est mesurée la fonction de masse est mesurée donc vous voyez en dessous de une masse solaire ici on est autour de la valeur de salpter mais vous voyez quand même avec des fluctuations importantes vous avez pas mal de systèmes quand même ici qui sont assez significativement moins raid avec des pentees plutôt de – 08 plutôt que 1.3 certaines certains systèmes avec même un peu plus au contraire et puis vous avez un changement qui s’opère vers une masse solaire et et là encore vous avez une certaine disparité he vous voyez que ici quand même l’indice va changer quand même pas mal euh mais bon voilà globalement la tendance la tendance est là un pic donc zéro c’est c’est le moment où où le c’est le pic puisque le on change de signe ici pour ce coefficient en gros en dessous là de 0 3 vous êtes plutôt positif et au-dessus vous êtes plutôt négatif voilà donc c’est c’est à peu près où on en est en terme de en terme de mesure de de cette IMF donc une certaine univers ça été des grandes tendances même s’il y a quand même la place pour des variations importantes bien alors donc maintenant je vais regarder rentrer un petit peu plus à nouveau dans dans la physique euh donc je vais essayer de donner les grandes idées physiques qui sont obtenues et notamment grâce aux simulations numériques donc ici je vous montre une simulation numérique vous avez une sphère de gaz qui initialement est Turbul et donc autogravitante donc dans cette simulation numérique vous avez des processus donc de de turbulence voyez les des filaments se former ça c’est sous l’effet de la turbulence supersonique et puis des voyez le la densité ce qui représentit ici c’est c’est la densité du gaz vous voyez que le le gaz sffonde sur lui-même et les points rougge ce sont des étoiles et plein de guillemets en fait c’est des modèles sousm c’est important de le réaliser ce sont des modèles sousmail c’est-à-dire essentiellement quand on est plus capable de de résoudre la la la la simulation et que suffisamment de masse s’est accumulé et bien on on sait que si on avait les capacités de résoudre cette simulation ce qu’on peut faire de temps en temps ou sur des petits bouts des zooms on sait qu’on aura un effondrement qui se produirait et on serait capable d’aller jusqu’à l’étoile une fois plus on le fait de temps en temps hein et bien euh donc ce qu’on fait euh on on remplace en fait euh à cet endroit-là on on met une particule euh donc un algorithme finalement qui va euh être représenté essentiellement par une masse ponctuelle c’est-à-dire que la la masse va croître euh en fonction du temps puisqu’elle va accriter le gaz qui est autour et elle va interagir avec le reste de la grille via la gravité d’accord donc c’est essentiellement euh une étoile mais vue de très loin comme si on voyait notre Soleil on rentre pas dedans évidemment he et le soleil et bien on sent la gravité et puis s’ y a de la masse qui tombe elle va tomber dedans donc c’est essentiellement ça je vais remontrer la simulation vous voyez dans euh donc dans un premier temps donc vous avez formation de ces fluctuations de densité et donc à nouveau un masse de jeans densité euh ça veut dire des masses différentes vous avez un spectre de masse qui va être lié à ça donc induction d’un d’un effondrement gravitationnel ou de plusieurs effondrements gravitationnels en fait locaux un par étoile essentiellement donc représenté une fois plus en rouge et puis vous voyez à un moment là vous commencez à avoir une sorte d’expansion et bien cette expansion elle est produite par la rétroaction des étoiles qu’on peut induire dans le modèle Smail puisque comme on l’a rappelé au début de de l’exposé les étoiles rayonnent proportionnellement au cube de la masse et donc les grosses étoiles et bien disons émettent une une radiation important et cette radiation elle va venir ioniser le gaz et elle va chasser en fait elle va chasser le le reste je vais essayer de le montrer ici de de gaz le nuage elle va elle va le disperser il veut pas toc elle va disperser ce ce gaz et elle va en fait elle va elle va elle va arrêter au bout d’un moment euh le processus de formation d’étoiles parce que le le gaz va être finalement être complètement ionisé il va être il va être chassé du du nuage par an euh et donc c’est les étoiles massives porte en elle une une forme de d’autorégulation euh de de du processus de formation d’étoile lui-même parce qu’une fois que vous avez formé une étoile comme ça péchue là on voit l’expansion qui est là là voyz et vous voyez cette ici ce cette barre de gaz là qui qui qui est en train d’ d’être poussé et et d’être d’être complètement détruite en fait par le rayonnement ionisant on voit souvent parler des des pilars là de la création là il y en a un ici ils sont ils sont sans doute liés à à ce gaz ionisant et donc les étoiles massives finissent par disperser ce noage et voyez qu’ici vous vous gardez des des un cluster ici vous avez un petit cluster qui va rester ici vous avez au contraire des étoiles qui sont pas suffisamment liées et qui se qui vont finir par ont rejoint le grand bain galactique et et se promener comme la plupart des étoiles dans notre galaxie et donc cette cette capacité à nouveau hein de rayonner comme le cube de la masse elle permet elle contribue à cette espèce de disons de à réguler le taux de formationétoil dans une galaxie qui par ailleurs est quelque chose un autre une autre euh un autre une autre quantité fondamentale de l’univers sur lequel je vais pas m’étendre aujourd’hui euh mais qui est qui est également importante et encore assez mal comprise qui est combien en forme de d’étoile par unité de temps dans une galaxie et au cours de au cours de l’histoire de l’Univers et ces processus de de rétroaction donc à nouveau lié à au détail de la physique stellaire et à la distribution de masse c’est combien on a d’étoiles massives qui vont être capabl de faire ça et quelque chose de qui qui va qui va dis se boucler sur lui-même et et réguler le taux de formation d’étoile donc donc maintenant si je regarde un peu plus en détail qu’est-ce qui peut expliquer ici ce ce pic là le fait qu’on a qu’on a une qu’on a ce cette masse caractéristique mais pour ça en fait alors ce que je vous dis ici c’est quelque chose qui est encore qui est pas forcément consensuelle c’est c’est une proposition qui a été faite dans la littérature il y a 5 6 ans je dis pas que c’est quelque chose c’est pas forcément la vérité aboutie qui fera référence pendant de longues années on est encore sur un champ de savoir mouvant euh mais donc essentiellement en quand on regarde euh l’histoire d’un effondrement gravitationnel donc ici vous avez euh la la densité et ici vous avez la euh pas exactement la température si là c’est la température qui est reportée ici euh donc lorsque les fondement gravitation se produit dans une première phase la température reste constante essentiellement le le gaz est isotherme arrive un moment où comme vous voyez la température se met à augmenter elle augmente pourquoi parce qu’en fait lorsque le gaz est suffisamment dense les photons qui sont émis par chaque particule de gaz sont immédiatement piégé c’est notamment la poussière qui est extrêmement qui devient extrêmement opaque et qui fait que à chaque fois que les photons sont émis hop ils sont piégés ce qui fait qu’ils arrivent plus à sortir et s’ils arrivent plus à sortir ça veut dire que le gaz il devient essentiellement à diabatique or euh comme on va le voir dans un instant un gaz à diabatique et bien euh c’est effondrement gravitationnel contre pression thermique et on en a un exemple aujourd’hui fort heureusement dans le soleil on sait qui gagne c’est la pression thermique parce qu’on a un soleil si c’était pas pression thermique qui gagnait on aurait un trou noir ou je sais pas quoi mais on serait sans doute pas là pour en parler donc la pression thermique d’un gaz adiabatique est capable d’arrêter l’effondrement gravitationnel elle gagne sur la gravité et donc c’est ce qui sans doute ce qui se passe ici c’est moment où le gaz devient réellement optiquement épais les photons parent plus à s’échapper et pour un moment l’effondrement s’arrête est stoppé et ce faisant et bien la matière elle continue de tomber elle sait pas qu’il y a un truc qui s’est arrêté elle continue d’acumuler de la masse alors on peut juste par rapport à ce que à ce que je disais he si vous faites un un tout petit rapport ici l’énergie thermique sur l’énergie gravitationnelle la pression l’énergie thermique l’énergie gravitationnelle vous pouvez voir que c’est proportionnel au rayon de nuage à la puissance 4 – 3 gamma gamma estant l’indice adiabatique et donc vous avez un indice ici magique enfin magique important qui est gamma é= 4/ si gamma est plus petit 4/ essentiellement la pression thermique ne gagnera jamais sur la gravité vous allez vous effondrer et vous fragmenter de plus en plus si jamais gamma est supérieur à 4/3 ce qui se passe dans le soleil et bien la pression thermique l’emporte et conduit à une situation hydrostatique donc pour revenir à à mon histoire donc la la matière la masse s’accumule autour de ce cœur hydrostatique qui vient de se former parce que il arrive plus à perdre de l’énergie un peu comme la matière noire d’ailleurs tout à l’heure hein si vous souvenez je vous disais la matière noire reste bloquée à grande échelle dans la galaxie parce qu’elle perd pas d’énergie ça pareil ici hein elle reste bloquée là et jusqu’à ce qu’elle finisse par y arriver et puis euh arrive un moment où l’hydrogène moléculaire euh commence à se dissocier or l’hydrogène moléculaire en fait la liaison euh qui qui qui qui le bah qui le lit en fait est une Raon très énergétique donc 4.4 électronvolts ou 4.5 électronvolt pour ceux qui ont l’habitude des électron Volt ce qui correspond en fait à une température effective assez élevée dehord de 10000 K qui est supérieure à la température du milieu au moment où ça se produit et donc ça représente en fait une pompe euh à à énergie extrêmement efficace qui permet de refroidir le milieu et de jouer le rôle que jouaient avant les photons qui qui étaient évacués par le système donc vous avez un une nouvelle pompe énergie et euh qui permet au système en fait d’évacuer son énergie gravitationnelle et qui permet à l’effondrement gravitationnel de reprendre en fait et euh et de se contracter jusqu’à ce que on forme l’étoile et jusqu’à ce qu’on arrive à nouveau à un système de d’opacité mais cette fois-ci qui qui qui vient de de l’opacité des électrons et des et des noyaus ionisé euh voilà et donc le la la proposition ici c’est que ce p que vous voyez qui a été formé dans dans cette distribution deors j’ose pas dire d’étoil ce qu’on appelle les particules Puin modèle SMA pas oublier quand même que il y a des grosses approximations algorithmi derrière mais enfin quand même on espère donc ce pic allez on va dire d’étoile en fait est sans doute lié à la masse de ce cœur hydrostatique qui se forme et dans les stimation numérique on a le privilège de pouvoir tourner les boutons donc on peut changer la physique même si c’est pas forcément réaliste par rapport à la nature c’est réaliste enfin disons C utile dans une perspective de compréhension de ce qui se passe dans la simulation on peut changer la physique et dire bah si je change ça il devrait se passer ça donc c’est typiquement le cas ici euh en en en changeant euh cette cette physique on on peut faire varier la masse de de ce cœur hydrostatique et on voit que ce ce cœur hydrostatique euh bien quand on on varie la masse de cœur hydrostatique la masse de du pic ici de la fonction initiale de masse change également on voit que c’est plus ou moins proportionnel l’un à l’autre voilà donc ça c’est un argument l’argument peut-être le plus convainquant à l’heure actuelle qui semble indiquer que l’origine du pic de de la fonction initiale de masse il est à chercher à nouveau dans la dans la microphysique et plus précisément dans euh les propriétés optiques optiques en tout cas les l’opacité de la poussière interstellaire qui va bloquer le rayonnement et qui va rendre pour un temps le système qui est en train de se s’effondrer hydrostatique et il y a une masse associé à ça qui est de l’ordre de 3 10- 2 masse solaire et donc on a une sorte de proportionnalité entre cette masse et la masse du pic de de l’IMF je répète c’est pas du savoir consolidé c’est vraiment voilà le le savoir qui est en train d’émerger et donc rendez-vous dans 10 ans ou 20 ans pour savoir s’il y a de nouvelles théories qui ont émergé ou bien si cette théorie était confirmée donc le le deuxième point sur lequel je voulais un peu m’apesantir c’est ce régime autosimilaire puisque j’ai séparer cette fonction initiale de masse en différents en différents points vous voyez dans ces simulations on voit effectivement le régime autosimilaire qui est ici donc la façon la plus simple alors il existe des théories beaucoup plus mathématiquement peut-être plus plus complexe aussi plus plus complète évidemment mais essentiellement si vous dites simplement que le nombre d’objet que vous considérez proportionnel au volume c’est pas c’est quand même pas une c’est quand même pas une une grosse hypothèse bien vous pouvez déduire cette petite formule vous pouvez déduire un spectre de de masse qui est relié à la taille de l’objet et si maintenant vous faites appel à l’équilibre virriel c’est-à-dire dit en substance que les les les régions du fluide qui s’effondrent qui on qui sont sélectionné par la gravité comme on voyit à l’URE dans la simulation il y a plein de centres qui s’effondrai là qui formaient des boules rouges chaque centre c’est une sorte d’équilibre entre la gravité et la turbulence locale et c’est ça qui va définir plus ou moins la taille donc si vous faites ça vous pouvez relier cette gravité avec la dispersion locale de la turbulence et et donc ceci vous donne un lien entre la masse et le rayon et et si vous utilisez cette relation ici et bien vous trouvez quelque chose comme une loi de puissance avec à peu près j’insiste sur le à peu près le bon la bonne valeur pour le spectre donc voilà l’idée sous-jacente on très très vite c’est ça c’est que vous avez des fluctuations de densité qui sont induites par la turbulence ou plus généralement par la gravoturbulence c’està-dire c’est une dynamique qui est dictée à la fois par la gravité et par la turbulence qui va générer des fluctuations et chaque fluctuation est sujette à une sorte de petit équilibre local entre la gravité et la turbulence et c’est l’ensemble c’est la statistique de ces fluctuations qui conduit à ce spectre de masse autosimilaire des étoiles à nouveau le détail les grandes lignes sont sans doute je serais surpris qu’elles soient fausses après on est jamais on n jamais à l’abri de rien le détail sans doute doit résister à l’épreuve du temps donc rendez-vous dans 20 ans pour savoir ce qu’il en est bien alors quelques questions qui perdurent en fait donc l’idée d’essimation numérique et c’est aussi le message de de cette fonction initiale de masse c’est que on peut explorer des conditions initiales une grande diversité de conditions initiales et comme je vous l’ai montré les observations semblent indiquer assez peu de variation donc on peut ben faire plusieurs simulations pour échantillonner un grand nombre de conditions initiales et voir dans quelle mesure le spectre de masse est assez robuste à ses conditions initiales et donc là on on a fait varié on a quatre simulations où on a on a changé les les paramètres de densité plus ou moins à peu près d’un facteur 10 à chaque fois donc typiquement entre celle-ci et celle-ci on a quand même un facteur 1000 et donc ce qu’on voit c’est que pour ces trois là c’est pas trop mal des petites variations ici il y en a quasiment pas il y en a un petit peu plus mais enfin globalement c’est à peu près pas mal pour celle-ci c’est pas du tout le cas voyz qu’au contraire vous avez un truc complètement plat tout plat qui a rien à voir avec ce qui est observé il se trouve que ces conditions là elles sont pas si mal en fait pour pour le gaz interstellaire donc ça semblerait vouloir dire que ici on est plutôt bien mais là on est pas complètement bien donc il manque c’est pas toute l’histoire et euh une des des pistes ou un des ingrédients peut-être manquants est à nouveau lié aux étoiles elle-même en particulier lorsquune étoile se forme je crois que vous avez un exposé de Syvie cabri sur la question vous avez émission de de Get protostellair qui sont liés à des penseon à des processus magnétoocentrifuge le fait que vous avez lignes de champ qui tourne comme ça ça fait ça fait comme si vous faz assez assez rapidement tourner une un AR par exemple de de de métal vous AZ une masselotte là qui qui qui partirait du fait de la force centrifuge c’est un petit peu un petit peu la même chose en tout cas on observe ces g proto protostellair et en fait ils sont capables d’injecter de l’énergie de façon très efficace dans le milieu c’est quand même des get qui vont à 200 km/s pour les plus rapides d’entre eux et donc ça localement bien ça perturbe considérablement le le nuage et les simulations numériques à nouveau qui ont été réalisées montrent que typiquement les G sont capables de transformer quelque chose d’assez Platel que ce que je viens de vous montrer en quelque chose qui est beaucoup plus structuré avec un pic et à nouveau un spectre de puissance pourquoi sans doute parce qu’on injecte localement de l’énergie qui manquait sinon mais à nouveau c’est quelque chose qui voyez 2021 qui est qui n’est pas encore du savoir consolidé donc ce sont des idées en cours de développement voilà je voulais juste finir là-dessus parce que ça fait au niveau observation ça fait partie des des choses vraiment intéressantes qui qui émerge on a découvert depuis pas mal d’années maintenant enfin des free floting Planet c’est des objets qui sont plus petits que les nines brunes donc qui n’allument pas de deterium qui ne brûlent pas de d’terium mais disons qu’ sont dans la continuité de masse des des naines brunes et des étoiles de faible masse ici et on a été capable récemment d’en faire un relevé euh complet dans ce dans cet as ici ers scpus donc vous avez en en rouge la distribution des des free floting Planet en bleu les nenes brunes en jaune les étoiles vous voyez tout ça c’est assez mélangé euh et donc le spectre de masse de ces objets donc vous voyez ici hein vous avez la masse ici et et et le nombre euh de ces objets en fonction de la masse euh donc ça c’est une IMF standard et voyez que ça continue la distribution de masse continue bon c’est pas tellement surprenant c’est-à-dire que finalement la la capacité des des petites étoiles à brûler de l’hydrogène ou bien de la du darium ça n’influe pas tellement sur sur sur la le mécanisme de formation ce qui est intéressant c’est vous voyez que ils ont comparé avec des modèles tels que ceux que je vous ai décrit et que vous voyez c’est que ici ça marche pas trop mal mais là par contre ça marche pas bien du tout que les les les petits objets les free floting Planet elles sont pas du tout reproduit par ces modèles donc il semble que le voilà le détail de ce qui se passe à relativement petite échelle on serait sur des échelles de lordre de quelques unités astronomiques reste assez mal compris vous avez des modèles ici d’explication poss possible basé sur la fragmentation de disques vous avez ici des des des disques qui se forment au cours de l’ ement gravitationnel he que je mentionnais autour de l’étoile et dans certaines conditions pas pas toujours ici c’est pas le cas mais dans certaines conditions ces disques peuvent se fragmenter et former des petits objets ici vous avez le nombre d’objets formés dans la simulation en fonction du temps vous voyez que tout ça ça va ça vient et cetera et vous avez peut-être un certain nombre de de ces de ces petits objets là formés dans le disque d’accrétion initial qui sont éjectés et qui qui qui sont détachés disons de de de l’étoile par an et qui vont venir ensuite et bien se balader dans la galaxie peut-être c’est pour l’instant on est à nouveau dans quelque chose qui n’est pas encore totalement bien compris mais voilà il y a cette population d’objets alors parmi les questions intéressantes c’est est-ce que ça va encore continuer voyez que là on est à 10 mass de Jupiter et donc si on continue trop on va finir par arriver à la masse de Jupiter et donc on a peut-être plusieurs mécanisme je sais pas pour former des objets tels que Jupiter voilà c’est ouvert pour l’instant on n pas de ça fait partie des questions intéressantes et en fait on est en train de toucher vraiment à la formation presque des planètes ici et un autre grand message de des études de formation d’étoiles récemment c’est que la formation des systèmes planétaires les étoiles sont très concomitantes aussi en temps c’estàdire que sans doute Jupiter c’est formé peut-être un million d’années après la formation du système solaire c’est déjà en place donc c’est vraiment le même processus formation d’étoiles et planète et ici on est en train de on est en train de toucher du doigt alors juste pour terminer je voulais vous parler un tout petit peu des premières étoiles parce que mon exposé essentiellement concernait les étoiles de type de Cell qui se forment actuellement dans la galaxie et les les étoiles primordiales euh ont ceci de particulier qu’elle se forme dans un gaz bah pristine qui n’a pas encore été enrichi en éléments lourds et comme je vous l’ai dit les éléments lourds sont responsables du refroidissement du gaz et donc le le avant que les premières étoiles se forment et ben il y a pas d’élément lourds et donc on a que de l’hydrogène et de l’hélium un petit peu de lithium qui permet de refroidir et ça refroidit très très mal et donc ça veut dire que le gaz est très chaud de fait il est plutôt à 1000k alors que le gaz aujourd’hui est plutôt à 10k donc vousz un facteur 100 et la masse de jeans si vous souvenez elle dépend de de la température absence 3 demi donc ça veut dire qu’on s’attendrait à ce que les les étoiles les premières étoiles soient sans doute beaucoup plus grosse que celle d’aujourd’hui avec des propriétés assez différentes et donc ici vous avez à nouveau des simulations numériques euh où donc chaque graphe ici correspond à ce qu’on appelle une métallicité c’estàd une quantité d’éléments lourds euh donc ici vous avez donc 10 – 1 c’est quasiment ce que vous trouvez dans les Nuages de Magellan et 10 – 6 vous avez quasiment rien vous voyez le spectre de masse qui se forme dans les simulations numériques avec ces différentes métalicités est complètement différent à nouveau pourquoi parce que la capacité de perte d’énergie de ces différents systèmes est complètement différente parce qu’il est dicté par l’abondance des éléments lourds donc c’est un autre point important de de mon exposé c’est que il y aette sorte d’auto de de boucle ou en formant des étoiles vous former l’univers Sauto donne les capacités de se structurer davantage en en permettant à l’énergie d’être enfin de se perdre et d’être rayonné donc ici vous en avez la manifestation hein quand vous avez très peu d’éléments lourds vous avez quelques grosses étoiles ici et quasiment rien d’autre et dès que vous avez assez de d’éléments lourds vous commencez à former toute cette diversité voilà et donc sur ce euh je conclurai simplement ceci et je vous remercie pour votre [Applaudissements] [Musique] attention